February 9th, 2015 , 02:53 pm

Ригель и туманность Голова Ведьмы, фото НАСА

Прекрасная голубая звезда Ригель - самая яркая звезда в созвездии Ориона. Она является седьмой по яркости звездой на звездном небе. Название от арабского «риджл ал-джавза» - означает «нога великана». Египтяне обожествляли Ригель и называли его царём звёзд. Они считали, что это воплощение Осириса, бога мёртвых, на небе.

Маори, коренной народ Новой Зеландии, праздновали в первый восход Плеяд и Ригеля Новый год.
Мощность Ригеля настолько велика, что объект любого размера на расстоянии, равном расстоянию от Земли до Солнца, мгновенно испарится и исчезнет в потоке сильнейшего звёздного ветра.

Диаметр звезды в 74 раза больше диаметра Солнца.
Ригель освещает огромное пространство вокруг себя. Благодаря ему видны пылевые облака в созвездии Ориона.

Ригель, словно мощный прожектор, подсвечивает туманность IC 2118, называемую также Голова Ведьмы. Она светится, потому что излучение звезды Ригель отражается мелкой пылью в туманности. Голубой цвет туманности Голова Ведьмы и пыли, окружающей Ригель, объясняется не только тем, что Ригель излучает в основном в синей области спектра, но также тем, что пылинки отражают голубой свет эффективнее, чем красный.

Марс и Орион. Яркая голубая звезда - Ригель, сверкает над скалой Меррик в долине Монументов, США

Благодаря тому же физическому процессу мы видим днем над Землей голубое небо, хотя в земной атмосфере свет рассеивают в основном молекулы азота и кислорода.
Ригель, туманность Голова Ведьмы, окружающие их пыль и газ удалены от Земли примерно на 800 световых лет.
Гигант не одинок. Подробно Ригель изучал русский астроном В.Я. Струве и в 1831 году выдвинул теорию о бинарности звезды.
В настоящее время выяснилось, что Ригель входит в систему, состоящую из трёх звёзд.
Две другие звезды светят в 500 раз меньше. В свете старшего брата их можно увидеть в телескоп средней мощности.
Созвездие Ориона и яркую синюю звезду Ригель лучше всего наблюдать в зимние месяцы. В тёплое время года Орион поднимается над горизонтом совсем невысоко.

Главная последовательность: от красных карликов до голубых гигантов

Главная последовательность: от красных карликов до голубых гигантов

Из левого нижнего угла диаграммы в верхний правый угол тянется полоса, в которую попадает, по разным оценкам, от 90 до 99% всех звезд. Поэтому эта полоса называется главной последовательностью . Наше Солнце также принадлежит главной последовательности (его положение обозначено на диаграмме).

Что же объединяет звезды, принадлежащие главной последовательности? Ведь в этой последовательности есть очень разные звезды: в нижней ее части находятся красные карлики - так называют красноватые, то есть сравнительно холодные, звезды с малой светимостью, в середине - звезды типа нашего Солнца, а в верхней части - голубые гиганты - горячие звезды с огромной светимостью.

Однако у всех этих звезд есть общее свойство: чем выше температура звезды, тем больше ее светимость .

Такая простая взаимосвязь между температурой звезды и ее светимостью может показаться на первый взгляд совершенно очевидной. Однако «очевидности» тут нет, так как существуют звезды с низкой температурой и большой светимостью и наоборот - звезды с высокой температурой и малой светимостью. Именно они и заполняют две другие «населенные» области на диаграмме «температура-светимость». Это «красные гиганты » и «белые карлики ». Что же они собой представляют?

Строение и эволюция Вселенной. 2014

• Главная последовательность
  Интересное о физике -> Энциклопедия по физике
• Диаграмма «температура-светимость»
  Учебник по Физике для 11 класса ->
• Голубые гиганты
  Интересное о физике -> Энциклопедия по физике
• Красные карлики
  Интересное о физике -> Энциклопедия по физике
• Как зависит время жизни звезды от ее массы?
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Главное в главе 9. Звезды, галактики, Вселенная
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Глава 9. Звезды, галактики, Вселенная
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• ФРАНКЛИН БЕНДЖАМИН (1706 - 1790)
  Интересное о физике ->
• НЬЮТОН ИСААК
  Интересное о физике -> Рассказы об ученых по физике
• От чего можно оттолкнуться, если вокруг ничего нет?
  Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
• С главной последовательности - в красные гиганты
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Вопросы и задания к параграфу § 38. Разнообразие звезд
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Красные гиганты
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Как были определены расстояния до далеких звезд?
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Расстояния до ближайших звезд
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• 1. Расстояния до звезд
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Общие свойства планет-гигантов
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Расстояние до Луны
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Главное в главе 5. Оптика
  Учебник по Физике для 11 класса -> Электродинамика
• Почему мыльные пузыри кажутся разноцветными?
  Учебник по Физике для 11 класса -> Электродинамика
• Спиральные галактики
  Иллюстрации по физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Измерение расстояний до звезд методом параллакса
  Иллюстрации по физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Главная оптическая ось
  Интересное о физике -> Энциклопедия по физике
• ЭЙНШТЕЙН АЛЬБЕРТ (1879-1955)
  Интересное о физике -> Рассказы об ученых по физике
• ФАРАДЕЙ МАЙКЛ (1791-1867)
  Интересное о физике -> Рассказы об ученых по физике
• ОМ ГЕОРГ СИМОН (1789-1854)
  Интересное о физике -> Рассказы об ученых по физике
• МАКСВЕЛЛ ДЖЕЙМС КЛЕРК (1831-1879)
  Интересное о физике -> Рассказы об ученых по физике
• ЛАНДАУ ЛЕВ ДАВИДОВИЧ (1908-1968)
  Интересное о физике -> Рассказы об ученых по физике
• ГАЛИЛЕЙ ГАЛИЛЕО (1564-1642)
  Интересное о физике -> Рассказы об ученых по физике
• Пример: тормозной путь автомобиля
  Иллюстрации по физике для 10 класса -> Кинематика
• Ход лабораторной работы 5. Изучение закона сохранения механической энергии
  Учебник по Физике для 10 класса -> Лабораторные работы
• Ход лабораторной работы 2. Изучение движения тела, брошенного горизонтально
  Учебник по Физике для 10 класса -> Лабораторные работы
• Поставим опыт к теме Изохорный процесс (при постоянном объеме)
  Учебник по Физике для 10 класса ->
• Объем газа и температура
  Учебник по Физике для 10 класса -> Молекулярная физика и термодинамика
• Почему скрипки и гитары имеют продолговатую форму?
  Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
• Высота, громкость и тембр звука
  Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
• Ультразвук и инфразвук
  Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
• Суперпозиция волн
  Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
• Гармонические колебания
  Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
• Как был открыт закон всемирного тяготения?
  Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
• Из-за чего возникает сила трения покоя?
  Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
• Решение к задаче 6. Тормозной путь автомобиля
  Учебник по Физике для 10 класса -> Механика
• Сценарий Большого Взрыва
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Нейтронные звезды
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Пребывание на главной последовательности
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Белые карлики
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Главное в главе 8. Солнечная система
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Вопросы и задания к параграфу § 37. Природа тел солнечной системы
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной
• Планеты из «редких» атомов
  Учебник по Физике для 11 класса -> Строение и эволюция Вселенной

Затрагивая в беседах с учениками тему происхождения звезд, философ Сократ сказал: «Все это навсегда останется тайной для смертного, и конечно, самим богам грустно видеть стремление человека разгадать то, что они навсегда скрыли от него». Эти же слова в середине XIX века повторил в своем трактате« Популярная астрономия» Огюст Конт, добавив: «Даже температура их навсегда останется не определена». Конт не дожил всего трех лет до открытия спектрального анализа, позволяющего определить температуру всего, что способно испускать или поглощать свет.

Черное вкрапление в красной туманности («Конская голова») — самая обычная деталь во всех подобных туманностях. «Конская голова» выглядит темной из-за того, что представляет собой плотное облако пыли, расположенное перед яркой туманностью и поглощающее излученный этой туманностью свет. Подобно облакам на нашем небе, это космическое облако случайно приняло такую причудливую форму. В результате внутренних движений вид облака будет меняться, но это станет заметным только через тысячи лет

Большая туманность Ориона (M42,M43) — огромная область звездообразования

Туманность Киля (NGC3372, Розетка) возникла в результате выброса газа и пыли умирающей звездой Эта Киля в течение последних столетий ее жизни

Туманность Улитка (NGC 7293) — очень близкий пример планетарной туманности, возникающей в конце жизненного пути звезды, подобной нашему Солнцу. Газ, выброшенный в окружающее пространство звездой, напоминает завиток спирали

В процессе воссоединения двух протонов один из них превращается в нейтрон и освобождается немного энергии. Получившийся атом из одного нейтрона и одного протона называется дейтерием. Дейтерий заглатывает протон и превращается в ядро изотопа гелия (гелий-3). Далее этот изотоп вступает в соединение с таким же ядром и превращается в ядро гелия-4, испуская при этом два протона и излучая основную в протон-протонной цепочке долю энергии

Сегодня мы знаем о звездах гораздо больше, чем Конт или Сократ. Но если сейчас даже школьник в общих чертах представляет, что такое звезда, то вопрос «откуда берутся звезды» покрыт мраком. Действительно, откуда? Эта статья как раз о том, как рождаются так называемые голубые гиганты — массивные звезды, которые видны на небосклоне невооруженным глазом.

Строительный материал

Молодые звезды, то есть звезды в возрасте от миллиона до нескольких сотен миллионов лет, в основном состоят из водорода. Водород — самый ходовой строительный материал Вселенной, молекулярный кирпичик, который кладется в фундамент самых разнообразных объектов звездного мира: от межгалактического газа до голубых гигантов. Значит, для того чтобы обеспечить рождение звезды, нужно запастись немалым количеством водорода. Но как же собрать в одном месте большую массу этого строительного материала? Откуда он возьмется на бескрайних просторах Вселенной?

Первый этап — межзвездный газ

Пространство между звездами вовсе не абсолютный вакуум, оно заполнено атомами кальция, натрия, кислорода, углерода, довольно сложными молекулами, образующими пылинки, — но большей частью все-таки водородом и гелием. Это так называемый межзвездный газ, который заполняет всю нашу Галактику. Наибольшая концентрация газа — около ее плоскости, в очень тонком слое толщиной в 70 световых лет (а диаметр Галактики около 60 тысяч световых лет). Итак, основа для звезды нашлась. В дальнейшем мы будем говорить именно о нашей Галактике как о самой близкой и лучше всего изученной области Вселенной.

Второй этап — тепловая неустойчивость

Каков же механизм превращения газа в звезду? Если бы здесь был сэр Максвелл, он сказал бы, что однородный газ будет находиться в состоянии неустойчивого теплового равновесия, а значит, в нем неизбежно будут появляться как плотные области (сгущения), так и более разреженные. Хотя область и называется плотной, это название весьма условно, поскольку газ в ней не так уж и плотен: буквально несколько десятков атомов в одном кубическом сантиметре. Сгущения в газе называются газовыми облаками, и мы наблюдаем их как туманности. Газовые облака двигаются, причем средняя их скорость составляет 8 км/с, а самые шустрые разгоняются до 80 км/с. И это не опечатка! Огромная масса газа диаметром в несколько парсек (1пк = 3,26 св. лет или 30 тысяч миллиардов километров) несется по гораздо более разреженной среде со скоростью, превышающей скорость наших космических кораблей. А так как в Галактике очень много таких облаков, то в один прекрасный момент (в галактических масштабах этот момент длится несколько тысяч лет) одно газовое облако сталкивается с другим. Возникшая от этого столкновения ударная волна заставляет газ в столкнувшихся облаках сильно уплотниться, давая начало следующему этапу рождения звезды.

Третий этап — магнитное поле

Газовые облака огромны, но тем не менее их массы недостаточно для рождения звезды. Вещества в них столько же, сколько в нашем Солнце, а нужно — в несколько десятков, сотен раз больше. Что же заставляет межзвездные облака собираться вместе? Оказывается, эту задачу выполняют магнитные галактические поля. Магнитное поле нашей Галактики было открыто в конце сороковых годов прошлого века. Причина возникновения этого поля до сих пор точно не известна. Как и положено всякому уважающему себя полю, оно имеет силовые линии, то есть линии напряженности. Газовые облака могут обычно двигаться только вдоль этих линий. Чтобы понять, как же кучкуются межзвездные облака, представим себе магнитное поле в виде слабо натянутой простыни. Вот мы пускаем по этой простыне маленький мячик от пинг-понга (это наше газопылевое облако): под мячиком простыня оказывается прогнутой сильнее, появляется ямка — прогибаются силовые линии. В ямку начинают скатываться другие мячи (облака), делая ее все глубже и глубже. Такое явление называется неустойчивостью Рэлея-Джинса. То есть достаточно какой-либо первоначальной неоднородности в магнитном поле, например, влетевшего в эту неоднородность облака — и готово: высоко над (или под) плоскостью галактики висит мешок с собранным газом — газово-пылевой комплекс.

Четвертый этап — гравитация

Итак, водорода (и даже не только его) теперь в избытке. Далее в действие вступают механизмы, описанные теорией звездообразования. Основы ее заложил сэр Исаак Ньютон, а дальнейшее развитие теория получила трудами японского астрофизика Хаяши. Если у нас есть однородный газ, то в нем неизбежно начинают образовываться сгущения: места, в которых газа больше, чем в других. Но это уже не тепловая неустойчивость, как в случае с межзвездным газом, а гравитационная. Под действием гравитации к этим первоначальным сгусткам устремляются все новые и новые порции газа. Каждый сгусток — это будущая звезда. Сильно увеличившийся сгусток принимает форму шара, самую устойчивую геометрическую форму. Газовые слои перемешиваются и уплотняются, в центре шара начинает расти давление. Шар постепенно нагревается, постоянно увеличивая свою массу, получая и получая новый строительный материал. На этом этапе протозвезда еще невидима, ее заслоняют собравшиеся вокруг и сильно уплотнившиеся облака. Кстати, разглядеть такие объекты стало возможным только с появлением телескопов, работающих в инфракрасных диапазонах. Но помимо сил гравитации теперь начинают проявляться и другие силы — силы давления газа, которые стремятся растащить шар в разные стороны. Эта вечная борьба сил центробежных с силами центростремительными сопровождает звезду в течение всего времени ее существования. Если в конце концов победят первые, звезда взорвется, и мы увидим вспышку Сверхновой. Если вторые (силы гравитации) — звезда схлопнется сама в себя: появится такой загадочный объект, как черная дыра.

Пятый этап — начало термоядерной реакции

Почему звезда светится? Дело в том, что звезда — это, по сути, термоядерный реактор, в котором освобождается энергия, идущая на излучение звезды и удерживающая ее от превращения в черную дыру, от гравитационного коллапса.

Но для начала термоядерной реакции нужна очень высокая температура — 10 миллионов градусов. И только после того как протозвезда перейдет на термоядерное топливо, она сможет называться молодой звездой. Из каких же источников взять энергию для такого колоссального разогрева? Ведь речь идет о гигантской массе газа, в несколько десятков раз больше массы нашего Солнца!

В самом начале жизни протозвезды вся масса ее вещества вовлечена в движение от центра к поверхности и наоборот, а ее температура не превышает еще четырех тысяч градусов. После нескольких сотен тысяч лет сжатия (иногда меньше) конвекционные потоки слабеют, не заполняют уже всю внутренность протозвезды, а протекают более близко к поверхности. Благодаря этому температура центральной области начинает расти быстрее и примерно через миллион лет после начала сжатия достигает уровня, достаточного для легких термоядерных реакций (превращения ядер лития в бериллий), а затем и для основного протон-протонного цикла. И это уже самая настоящая молодая звезда. (Кстати, время рождения звезды зависит от ее первоначальной массы — массивные протозвезды проходят этапы быстрее.)

Детский сад

В пылевом облаке, конечно, рождается не одна единственная звездочка. Облако огромное, и первоначальных сгущений в нем обычно появляется сразу несколько десятков. Поэтому на небе возникает прекрасный объект из десятков близко расположенных звезд, светящих ярким и молодым голубым светом. Самый замечательный пример такого звездного скопления — Плеяды, небольшой островок, «детский сад звезд» в созвездии Тельца. В крупные телескопы и сейчас вокруг этих звезд видны остатки неиспользованной пыли. Пример газопылевого комплекса, в котором звезды находятся на завершающей стадии рождения, это туманность Ориона в одноименном созвездии. Кстати, самые яркие звезды созвездия Ориона произошли из одного пылевого облака, но из-за вращения нашей Галактики начали разбегаться и теперь удалены друг от друга на несколько световых лет. В туманности Змееносца звезды только появляются на свет. Они скрыты от нас огромными пылевыми облаками, коконами, в центре которых и происходит сжатие протозвезды в звезду. Конечно, в процессах рождения звезд остается еще очень много вопросов, ответы на которые должны дать следующие поколения исследователей. Надеюсь, эти ответы будут получены раньше, чем погаснут сверкающие сейчас на ночном небе звезды.

Ригель и туманность IC 2118, которую он освещает.

Голубой сверхгигант - тип сверхгигантских (I класс светимости) спектральных классов O и B.

Общие характеристики

Это молодые очень горячие и яркие звёзды с температурой поверхности 20 000-50 000 °C. На диаграмме Герцшпрунга - Рассела расположены в верхней левой части. Их масса находится в пределах 10-50 солнечных масс (), максимальный радиус достигает 25 солнечных радиусов (). Эти редкие и загадочные звезды - одни из самых горячих, крупнейших и самых ярких объектов в изученной области .

Из-за огромных масс они имеют относительно короткую продолжительность жизни (10-50 миллионов лет) и присутствуют только в молодых космических структурах, таких как рассеянные скопления, рукава спиральных и неправильные галактики. Они практически не встречаются в ядрах спиральных и эллиптических галактик или в шаровых скоплениях, которые, как полагают, являются старыми объектами.

Несмотря на их редкость и их короткую жизнь, голубые сверхгиганты часто встречаются среди звёзд, видимых невооружённым глазом; свойственная им яркость компенсирует их малочисленность.

Взаимопревращение сверхгигантов

Гамма Ориона, Алгол B и Солнце (в центре).

Голубые сверхгиганты - это массивные звёзды, находящиеся в определённой фазе процесса «умирания». В этой фазе интенсивность протекающих в ядре звезды термоядерных реакций снижается, что приводит к сжатию звезды. В результате значительного уменьшения площади поверхности увеличивается плотность излучаемой энергии, а это, в свою очередь, влечёт за собой нагрев поверхности. Такого рода сжатие массивной звёзды приводит к превращению красного сверхгиганта в голубой. Возможен также обратный процесс - превращения голубого сверхгиганта в красный.

В то время как звёздный ветер от красного сверхгиганта плотен и медленен, ветер от голубого сверхгиганта быстр, но разрежён. Если в результате сжатия красный сверхгигант становится голубым, то более быстрый ветер сталкивается с испущенным ранее медленным ветром и заставляет выброшенный материал уплотняться в тонкую оболочку. Почти все наблюдаемые голубые сверхгиганты имеют подобную оболочку, подтверждающую, что все они ранее были красными сверхгигантами.

По мере развития, звезда может несколько раз превращаться из красного сверхгиганта (медленный, плотный ветер) в голубой сверхгигант (быстрый, разрежённый ветер) и наоборот, что создаёт концентрические слабые оболочки вокруг звезды. В промежуточной фазе звезда может быть жёлтой или белой, как, например, Полярная звезда. Как правило, массивная звезда заканчивает своё существование взрывом , но очень небольшое количество звёзд, масса которых колеблется в пределах от восьми до двенадцати солнечных масс, не взрываются, а продолжают эволюционировать и в итоге превращаются в кислородно-неоновые . Пока точно не выяснено, как и почему образуются эти белые карлики из звёзд, которые теоретически должны закончить эволюцию взрывом малой сверхновой. Как голубые, так и красные сверхгиганты могут эволюционировать в сверхновую.

Так как значительную часть времени массивные звёзды пребывают в состоянии красных сверхгигантов, мы наблюдаем больше красных сверхгигантов, чем голубых, и большинство сверхновых происходит из красных сверхгигантов. Астрофизики ранее даже предполагали, что все сверхновые происходят из красных сверхгигантов, однако сверхновая SN 1987A образовалась из голубого сверхгиганта и, таким образом, это предположение оказалось неверным. Это событие также привело к пересмотру некоторых положений теории эволюции звёзд.

Примеры голубых сверхгигантов

Ригель

Самый известный пример - Ригель (бета Ориона), самая яркая звезда в созвездии Орион, масса которой приблизительно в 20 раз больше массы и его светимость примерно в 130 000 раз выше солнечной, а значит, это одна из самых мощных звёзд в Галактике (во всяком случае, самая мощная из ярчайших звёзд на небе, так как Ригель - ближайшая из звёзд с такой огромной светимостью). Древние египтяне связывали Ригель с Сахом - царём звёзд и покровителем умерших, а позже - с Осирисом.

Гамма Парусов

Гамма Парусов - кратная звезда, ярчайшая в созвездии Паруса. Имеет видимую звёздную величину в +1,7m. Расстояние до звёзд системы оценивается в 800 световых лет. Гамма Парусов (Регор) - массивный голубой сверхгигант. Имеет массу в 30 раз больше массы Солнца. Его диаметр в 8 раз больше солнечного. Светимость Регора - 10 600 солнечных светимостей. Необычный спектр звезды, где вместо тёмных линий поглощения имеются яркие эмисионные линии излучения, дал название звезде как «Спектральная жемчужина южного неба»

Альфа Жирафа

Расстояние до звезды примерно 7 тысяч световых лет, и тем не менее, звезда видна невооружённым глазом. Это третья по яркости звезда в созвездии Жирафа, первое и второе место занимают Бета Жирафа и CS Жирафа соответственно.

Дзета Ориона

Дзета Ориона (имеет название Альнитак) - звезда в созвездии Ориона, которая является самой яркой звездой класса O с визуальной звездной величиной +1,72 (в максимуме +1,72 и в минимуме до +1,79), левая и самая близкая звезда астеризма «Пояса Ориона». Расстояние до звезды - около 800 световых лет, светимость примерно 35 000 солнечных.

Тау Большого Пса

Спектрально-двойная звезда в созвездии Большого Пса. Она является наиболее яркой звездой рассеянного звёздного скопления NGC 2362, находясь на расстоянии 3200 св. лет от . Тау Большого Пса - голубой сверхгигант спектрального класса O с видимой звёздной величиной +4,37m. Звёздная система Тау Большого Пса состоит, по крайней мере, из пяти компонентов. В первом приближении Тау Большого Пса - тройная звезда в которой две звезды имеют видимую звёздную величину +4,4m и +5,3m и отстоят друг от друга на 0,15 угловых секунд, а третья звезда имеет видимую звёздную величину +10m и и отстоит от них на 8 угловых секунд, обращаясь с периодом 155 дней вокруг внутренней пары.

Дзета Кормы

Дзета Кормы в представлении художника

Дзета Кормы - ярчайшая звезда созвездия Кормы. Звезда имеет собственное имя Наос. Это массивная голубая звезда, имеющая светимость 870 000 светимостей Солнца. Дзета Кормы массивнее Солнца в 59 раз. Имеет спектральный класс O9.

Предполагается, что в ближайшие сотни тысяч лет Дзета Кормы будет постепенно остывать и расширяться, и пройдёт все спектральные классы: B, A, F, G, K, и M, по мере остывания. По мере этого основное излучение звезды перейдёт в видимый диапазон, и Наос станет одной из ярчайших звёзд будущего земного неба. Спустя 2 миллиона лет, Наос будет иметь спектральный класс M5, а его размеры будут гораздо больше текущей земной орбиты. Затем Наос взорвётся, став сверхновой звездой. Ввиду небольшого расстояния до Земли эта сверхновая будет гораздо ярче блеска полной , а ядро звезды сколлапсирует сразу в . Не исключено, что это будет сопровождаться сильным гамма-всплеском.

Рвануло так рвануло! Громадная звезда вдруг стала сверхновой, и её разорвало на куски с таким шиком, что даже бывалые астрономы заявили, что никогда такого не видали. А ведь должна была вести себя тихо-тихо. Учёные подозревают, что такое разрушительное событие может в любой момент повториться у нас прямо под боком. Возможно, даже завтра. Или прямо сейчас.

«Это был действительно чудовищный взрыв с энергией в сотню раз больше, чем у обычной сверхновой», — рассказывает потрясённый Натан Смит (Nathan Smith), астроном из университета Калифорнии в Беркли (University of California at Berkeley). Ему довелось руководить группой исследователей, занимавшихся изучением небывалого астрономического события. Что же произошло?

«Все данные говорят о том, что рванула очень массивная звезда, которая весит в 150 раз больше Солнца. Мы никогда такого не видели», — отвечает Смит. И правда, по словам учёных, это была самая мощная и яркая из когда-либо зарегистрированных сверхновых.

Взрыв произошёл в сентябре прошлого года в галактике NGC 1260, находящейся в 240 миллионах световых лет. По предположению астрономов, такие масштабные случаи могли часто иметь место в ранней Вселенной. Назвали эту сверхновую SN 2006gy.

Слева - рентгеновский снимок галактики NGC 1260, где произошёл взрыв сверхновой. Чтобы понять масштабы происшествия, достаточно сравнить два этих пятна: то, которое слева внизу – это самая яркая часть галактики – её ядро, а справа вверху – сверхновая, взорвавшаяся в этой галактике. Небезынтересно отметить, что на снимке справа, полученном с помощью адаптивной оптики в обсерватории Лика (Lick Observatory) в инфракрасном диапазоне, сверхновая намного ярче ядра (фото NASA/CXC/UC Berkeley/N.Smith et al., Lick/UC Berkeley/J.Bloom & C.Hansen).

До наших дней дошло мало таких космических «слонов», чей вес подходит к теоретическому пределу массы звезды. Поэтому и обнаружение подобного светила и, тем более, наблюдение его смерти – крайне редкие события. Так что если некий астроном очень суеверен, то такие случаи он может смело считать хорошими приметами.

К тому же, как показало детальное изучение катаклизма, объект оказался не просто сверхновой, а какой-то сверхсверхновой.

Обычные сверхновые бабахают, когда в массивных звёздах выгорает их «топливо», и они начинают сжиматься под действием собственной гравитации. Но в случае SN 2006gy было нечто совсем другое.

Сравнительный график яркости (в условных единицах) SN 2006gy и типичных сверхновых типов Ia и II, а также сверхновой 1987 года (иллюстрация NASA/CXC/UC Berkeley/N.Smith et al.).

В конце своих жизней сверхмассивные звёзды становятся источником рентгеновского излучения. Причём, как утверждает астробригада Натана Смита, мощность его потока у SN 2006gy оказалась столь сильной, что часть этой энергии превратилась в частицы и античастицы – произошло нечто вроде процесса, обратного аннигиляции. В результате энергии, естественно, становится меньше, что выражается в снижении давления, «распирающего» звезду изнутри.

В итоге баланс между внутренним давлением и гравитационным сжатием нарушается в пользу последнего, и звезда начинает коллапсировать. А так как масса огромна, то и гравитация внушительна, поэтому следующая за всем этим катастрофа принимает фантастические масштабы.

Так в общих чертах выглядит структура SN 2006gy. При взрыве поверхностные слои холодного газа (показан тёмно-красным) были «разорваны» на два полушария. При этом сформировался ударный фронт (расцвечен жёлто-зелёными тонами), который отбросил их в противоположные стороны (иллюстрация NASA/CXC/M.Weiss).

При этом начинаются термоядерные реакции, происходящие с огромным выделением энергии, что и становится причиной взрыва, безжалостно раскидывающего в пространстве вещество звезды. Как видно, принципиальное отличие таких взрывов – в снижении давления из-за превращения излучения в набор частиц и античастиц.

Хорошо это или плохо, но из-за этой самой SN 2006gy Смиту и другим звездочётам, работавшим с ним, пришлось совершить очередную переделку в астрономии, о которой отчитаются они в ближайшем выпуске «Астрофизического журнала» (Astrophysical Journal). Ведь раньше полагали, будто у таких голубых гигантов одна судьба – стать чёрной дырой. Не позавидуешь, конечно.

Но оказалось, что у особо тяжёлых представителей есть альтернатива – стать сверхновой. Причём речь о сверхновой совершенно нового типа. Ибо раньше думали, что такое будущее уготовано звёздам, которые на порядок менее массивны.

Иллюстрация процесса, который, по мнению учёных, привёл к возникновению SN 2006gy (иллюстрация NASA/CXC/M.Weiss).

Но, может, не стоит относить SN 2006gy к новому типу? Может, это просто какой-нибудь вселенский мутант, уникальный в своём роде? Видимо, нет.

Особенность SN 2006gy в том, что звезда сначала сбросила часть вещества и только спустя некоторое время, подумав, взорвалась. Да и в космосе есть ещё кое-кто, уже сделавший нечто похожее. А притаился он прямо под боком, в нашей галактике, в жалких 7,5 тысячах световых лет от нас – это звезда Эта в созвездии Киля.

Натан Смит и его коллеги подготовили вот такую схему эволюции звёзд в зависимости от массы. Главное изменение, которое они в ней сделали – добавили на самый верх особо крупных голубых гигантов, которые превращаются в сверхновую, а не в чёрную дыру (иллюстрация NASA/CXC/M.Weiss).

Эта Киля – яркий голубой гигант, который имеет массу как раз в 100-150 солнечных. И как раз в 1841-1843 годах она неожиданно увеличила яркость, заодно сбросив часть вещества, из которого сформировалось туманность, которую впоследствии назвали Гомункулус. Хорошее имя.